Titre de la
traduction du jour ’’
New
calculations of solar spectrum resolve decade-long controversy about the sun's
chemical composition
by Max Planck Societyxxxxxxxxxxxxxxxxxxxxxxxxxxxxxxxxx
PHOTO/Spectre du Soleil, pris avec le
spectrographe très haute résolution NARVAL installé au Télescope Bernard Lyot,
Observatoire Midi-Pyrénées. De tels spectres, en particulier les propriétés des
raies d'absorption sombres bien visibles sur cette image, permettent aux
astronomes de déduire la température et la composition chimique d'une étoile.
Crédit : M. Bergemann / MPIA / NARVAL@TBL
Que faites-vous lorsqu'une méthode
éprouvée de détermination de la composition chimique du soleil semble être en
contradiction avec une technique innovante et précise de cartographie de la
structure interne du soleil ? C'était la situation à laquelle étaient
confrontés les astronomes qui étudiaient le soleil - jusqu'à ce que de nouveaux
calculs qui ont maintenant été publiés par Ekaterina Magg, Maria Bergemann et
leurs collègues, et qui résolvent l'apparente contradiction.
La crise d'abondance solaire qui dure
depuis une décennie est le conflit entre la structure interne du soleil telle
que déterminée à partir des oscillations solaires (héliosismologie) et la
structure dérivée de la théorie fondamentale de l'évolution stellaire, qui à
son tour repose sur des mesures de la composition chimique du soleil actuel.
composition. Les nouveaux calculs de la physique de l'atmosphère solaire
donnent des résultats actualisés pour les abondances de différents éléments
chimiques, qui résolvent le conflit. Notamment, le soleil contient plus
d'oxygène, de silicium et de néon qu'on ne le pensait auparavant. Les méthodes employées
promettent également des estimations beaucoup plus précises des compositions
chimiques des étoiles en général.
Astrochimie utilisant les spectres
La méthode éprouvée en question est
l'analyse spectrale. Afin de déterminer la composition chimique de notre
soleil, ou de toute autre étoile, les astronomes se tournent régulièrement vers
les spectres : la décomposition en arc-en-ciel de la lumière en ses différentes
longueurs d'onde. Les spectres stellaires contiennent des lignes sombres nettes
remarquées pour la première fois par
William Wollaston en 1802, redécouvertes par Joseph von Fraunhofer en 1814, et
identifiées comme des signes révélateurs indiquant la présence d'éléments
chimiques spécifiques par Gustav Kirchhoff et Robert Bunsen dans les années
1860.
Les travaux pionniers de
l'astrophysicien indien Meghnad Saha en 1920 ont lié la force de ces
"raies d'absorption" à la température et à la composition chimique
stellaires, fournissant la base de nos modèles physiques d'étoiles. La
réalisation de Cecilia Payne-Gaposchkin que les étoiles comme notre soleil se
composent principalement d'hydrogène et d'hélium, avec pas plus que des traces
d'éléments chimiques plus lourds, est basée sur ce travail.
Des oscillations solaires qui
racontent une autre histoire
Les calculs sous-jacents reliant les
caractéristiques spectrales à la composition chimique et à la physique du
plasma stellaire sont depuis lors d'une importance cruciale pour
l'astrophysique. Ils ont été à la base d'un siècle de progrès dans notre
compréhension de l'évolution chimique de l'univers ainsi que de la structure
physique et de l'évolution des étoiles et des exoplanètes. C'est pourquoi cela
a été un choc lorsque, alors que de nouvelles données d'observation devenaient
disponibles et fournissaient un aperçu du fonctionnement interne de notre
soleil, les différentes pièces du puzzle ne s'emboîtaient apparemment pas.
Le modèle standard moderne de
l'évolution solaire est calibré à l'aide d'un célèbre ensemble de mesures (dans
les cercles de physique solaire) de la composition chimique de l'atmosphère
solaire, publié en 2009. Mais dans un certain nombre de détails importants, une
reconstruction de la structure interne de notre étoile préférée basée sur ce
modèle standard contredit un autre ensemble de mesures : les données
héliosismiques, c'est-à-dire des mesures qui suivent très précisément les
minuscules oscillations du soleil dans son ensemble - la façon dont le soleil
se dilate et se contracte rythmiquement selon des schémas caractéristiques, sur
des échelles de temps entre les secondes et les heures .
Tout comme les ondes sismiques
fournissent aux géologues des informations cruciales sur l'intérieur de la
Terre, ou comme le son d'une cloche encode des informations sur sa forme et ses
propriétés matérielles, l'héliosismologie fournit des informations sur
l'intérieur du soleil.
La crise des abondances solaires
Des mesures héliosismiques très
précises ont donné des résultats sur la structure intérieure du soleil qui
étaient en contradiction avec les modèles solaires standards. Selon
l'héliosismologie, la soi-disant région convective de notre soleil où la
matière monte et redescend, comme de l'eau dans une marmite en ébullition,
était considérablement plus grande que ne le prévoyait le modèle standard. La
vitesse des ondes sonores près du bas de cette région s'est également écartée
des prédictions du modèle standard, tout comme la quantité globale d'hélium
dans le soleil. Pour couronner le tout, certaines mesures de neutrinos solaires
– des particules élémentaires éphémères, difficiles à détecter, nous atteignant
directement depuis les régions centrales du soleil – étaient également
légèrement décalées par rapport aux données expérimentales.
Les astronomes ont eu ce qu'ils ont
rapidement appelé une "crise d'abondance solaire", et à la recherche
d'une issue, certaines propositions allaient de l'inhabituel à l'exotique. Le
soleil a-t-il peut-être accrété du gaz pauvre en métaux pendant sa phase de
formation de planète ? L'énergie est-elle transportée par les particules de
matière noire notoirement sans interaction ? Calculs au-delà de
l'équilibre thermique local
L'étude récemment publiée par
Ekaterina Magg, Maria Bergemann et leurs collègues a réussi à résoudre cette
crise, en revisitant les modèles sur lesquels reposent les estimations
spectrales de la composition chimique du soleil. Les premières études sur la
façon dont les spectres des étoiles sont produits s'appuyaient sur ce que l'on
appelle l'équilibre thermique local. Ils avaient supposé que localement,
l'énergie dans chaque région de l'atmosphère d'une étoile avait le temps de se
répandre et d'atteindre une sorte d'équilibre. Cela permettrait d'attribuer à
chacune de ces régions une température, ce qui conduit à une simplification
considérable des calculs.
Mais dès les années 1950, les
astronomes s'étaient rendu compte que cette image était trop simpliste. Depuis
lors, de plus en plus d'études ont intégré des calculs dits non-LTE,
abandonnant l'hypothèse d'équilibre local. Les calculs non-LTE incluent une description
détaillée de la façon dont l'énergie est échangée au sein du système - des
atomes excités par des photons ou entrant en collision, des photons étant émis,
absorbés ou diffusés. Dans les atmosphères stellaires, où les densités sont
bien trop faibles pour permettre au système d'atteindre l'équilibre thermique,
ce genre d'attention portée aux détails est payant. Là, les calculs non-LTE
donnent des résultats qui sont nettement différents de leurs homologues
d'équilibre local.
Application de Non-LTE à la
photosphère solaire
Le groupe de Maria Bergemann à
l'Institut Max Planck d'astronomie est l'un des leaders mondiaux lorsqu'il
s'agit d'appliquer des calculs non-LTE aux atmosphères stellaires. Dans le
cadre des travaux sur son doctorat. dans ce groupe, Ekaterina Magg a entrepris
de calculer plus en détail l'interaction de la matière rayonnante dans la
photosphère solaire. La photosphère est la couche externe d'où provient la
majeure partie de la lumière solaire et où les raies d'absorption sont imprimées
sur le spectre solaire.
Dans cette étude, ils ont suivi tous
les éléments chimiques pertinents pour les modèles actuels d'évolution des
étoiles au fil du temps et ont appliqué plusieurs méthodes indépendantes pour
décrire les interactions entre les atomes du soleil et son champ de rayonnement
afin de s'assurer que leurs résultats étaient cohérents. Pour décrire les
régions convectives de notre soleil, ils ont utilisé des simulations existantes
qui tiennent compte à la fois du mouvement du plasma et de la physique du
rayonnement ("STAGGER" et "CO5BOLD"). Pour la comparaison
avec les mesures spectrales, ils ont choisi l'ensemble de données avec la
meilleure qualité disponible : le spectre solaire publié par l'Institut
d'Astro- et de Géophysique de l'Université de Göttingen. "Nous nous sommes
également beaucoup concentrés sur l'analyse des effets statistiques et
systématiques qui pourraient limiter l'exactitude de nos résultats", note
Magg.
Un soleil avec plus d'oxygène et des
éléments plus lourds. Les nouveaux calculs ont montré que
la relation entre l'abondance de ces éléments chimiques cruciaux et la force
des raies spectrales correspondantes était significativement différente de ce
que les auteurs précédents avaient affirmé. Par conséquent, les abondances
chimiques qui découlent du spectre solaire observé sont quelque peu différentes
de celles indiquées dans l'analyse précédente.
"Nous avons constaté que, selon
notre analyse, le soleil contient 26 % d'éléments plus lourds que l'hélium
que les études précédentes n'avaient déduit", explique Magg. En
astronomie, ces éléments plus lourds que l'hélium sont appelés
"métaux". Seulement de l'ordre d'un millième de pour cent de tous les
noyaux atomiques du soleil sont des métaux ; c'est ce très petit nombre qui a
maintenant changé de 26% de sa valeur précédente. Magg ajoute: "La valeur
de l'abondance d'oxygène était presque 15% plus élevée que dans les études
précédentes." Les nouvelles valeurs sont cependant en bon accord avec la
composition chimique des météorites primitives ("chondrites CI") qui
sont censées représenter la composition chimique du tout début du système
solaire.
Crise résolue
Lorsque ces nouvelles valeurs sont
utilisées comme données d'entrée pour les modèles actuels de structure et
d'évolution solaires, l'écart déroutant entre les résultats de ces modèles et
les mesures héliosismiques disparaît. L'analyse approfondie par Magg, Bergemann
et leurs collègues de la façon dont les raies spectrales sont produites, en
s'appuyant sur des modèles considérablement plus complets de la physique
sous-jacente, parvient à résoudre la crise de l'abondance solaire.
Maria Bergemann déclare :
"Les nouveaux modèles solaires basés sur notre nouvelle composition
chimique sont plus réalistes que jamais : ils produisent un modèle du
soleil qui est cohérent avec toutes les informations dont nous disposons sur la
structure actuelle du soleil : ondes sonores, neutrinos , la luminosité et
le rayon du soleil - sans avoir besoin d'une physique exotique non standard à
l'intérieur solaire."
En prime, les nouveaux modèles sont
faciles à appliquer aux étoiles autres que le soleil. À une époque où des
relevés à grande échelle comme SDSS-V et 4MOST fournissent des spectres de
haute qualité pour un nombre toujours plus grand d'étoiles, ce type de progrès
est en effet précieux - mettant les futures analyses de la chimie stellaire,
avec leurs implications plus larges pour les reconstructions de l'évolution
chimique de notre cosmos, sur une base plus solide que jamais.
L'étude, « Contraintes d'observation
sur l'origine des éléments. IV : La composition standard du soleil », est publiée
dans la revue Astronomy & Astrophysicsxxxxxxxxxxxxxxxxxxxxxx Explore further
Core
overshoot constrained by the absence of a solar convective core and some
solar-like stars
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information: Ekaterina Magg et al, Observational constraints on the origin of
the elements, Astronomy & Astrophysics (2022). DOI:
10.1051/0004-6361/202142971
Journal
information: Astronomy & Astrophysics
Provided by
Max Planck SocietyxxxxxxxxxxxxMON COMMENTAIRE
Cet article a rénové ma connaissance des caractéristiques solaires et ravivé mes souvenirs de thèses sur la
spectrographie des éléments chimiques …Le
Soleil est une gigantesque marmite de cuisine chimique et nucléaire ….Et il me ramène chaque fois à l’insignifiance de notre humanité humaine …. !!
